Una fase molto delicata nella ripresa di immagini CCD è quella della messa a fuoco. Soprattutto nel caso di astrofili agli inizi nella tecnica di ripresa elettronica questa operazione puó essere causa di molti grattacapi e delusioni. Le cause di tanto disagio sono dovute alla scarsa esperienza e poca dimestichezza con le funzioni del CCD, messe a disposizione dal software che lo accompagna.

Prima di tutto occorre prendere coscienza delle funzioni connesse con l'operazione di messa a fuoco. Prendiamo in esame la procedura ideale - con seeing ottimale - a tutti ben nota, della messa a fuoco ottica ed analiziamone le fasi con cui tutti gli astrofili, pur con una limitata esperienza osservativa, hanno larga familiarietà.

1. Durante la fase preliminare, si porta l'immagine di una sorgente puntiforme - una stella sufficientemente brillante da poter essere visibile anche se la combinazione ottica risulta molto lontana dal fuoco - in prossimità del fuoco (questa fase è quella che possiamo definire piú grossolana);
2. da questo punto in poi, si punta lo strumento su una stella meno luminosa - tale da non abbagliare l'osservatore - e muovendo lentamente e con spostamenti progressivamente piú brevi il focheggiatore avanti e indietro, ci si ferma nella posizione in cui l'immagine appare il piú puntiforme possibile.
3. Analizzando questa fase, si deve constatare che il nostro sistema visivo assolve una funzione di controllo (retroazione) rispetto all'operazione di variazione della combinazione ottica, che viviamo inconsapevolmente a causa dalla percezione soggettiva assolutamente contemporanea.

• l'immagine appare sul monitor di un personal computer che di solito non si trova nelle immediate vicinanze del focheggiatore;

• l'immagine compare sul monitor dopo un certo tempo - che dipende dal volume di dati che deve essere trasferito e dalla velocità dell'interfaccia di comunicazione - rispetto alla ripresa; la qual cosa ci provoca un certo sconcerto, costringendoci ad attraversare consapevolmente ed in maniera penosamente lenta le fasi di messa a fuoco precedentemente descritte.

1. se si opera a pieno campo, si puó impiegare la funzione di binning, di solito disponibile tra le funzioni della camera e controllabile via software, che consente di integrare la risposta di pixel adiacenti sul sensore raggruppandoli (in finestre di 2x2, 3x3, 4x4, ecc.); questa funzione consente di ridurre drasticamente le dimensioni dell'immagine e quindi il tempo richiesto per riversarla verso il PC e visualizzarla; inoltre aumentando notevolmente (di 4, 9, 16, ecc.) la sensibilità di ogni punto dell'immagine, consente di ridurre di pari passo i tempi di esposizione. Talvolta tale funzione viene indicata come center, utile per posizionare al centro del campo inquadrato dal sensore l'oggetto di interesse;
2. quando siamo interessati ad inquadrare un oggetto definito, come una stella, che occupa una porzione assai limitata del sensore, si può ritagliare l'area corrispondente - una finestra - che lo contenga: così facendo si snellisce il processo di trasferimento dati e la visualizzazione dell'oggetto. Questa funzione viene spesso definita come window o focus ed in quest'ultimo caso, la stella di riferimento viene pure seguita nel caso che col tempo subisca degli spostamenti sul sensore.

Figura 0. In posizione anteriore rispetto alla camera CCD si può notare il focheggiatore NGF-S con motofocus della Jim's Mobile Inc.  Tale dispositivo presenta buone caratteristiche di robustezza e precisione ed è perfettamente in grado di sopportare il carico della camera. Il motore incorporato può essere pilotato a distanza sia mediante il suo dispositivo di controllo che mediante il collegamento con il CDS # 1697 della montatura Meade. Presenta però l'inconveniente di non possedere la necessaria schermatura rispetto all'infiltrazione di luce laterale e per l'impiego con il CCD, data la sensibilità dello strumento, occorre adottare delle contromisure al riguardo.

Generalmente, all'inizio, la posizione del fuoco sarà alquanto distante dal piano del sensore (fase1). Si opererà perciò una prima grossolana messa a fuoco inquadrando una stella molto luminosa - anche di prima grandezza - nel campo del CCD, utilizzato nella ripresa a pieno campo, ma in modalità (a) di binning (p.es. 4x4). Così l'immagine della stella apparirà come una grossa palla che talvolta potrà risultare addirittura piú grande del campo inquadrato - se l'immagine è di molto fuori fuoco. In tali condizioni, si regoli la messa a fuoco, muovendo ogni volta in un solo verso tra una visualizzazione e la successiva, finché la stella non risulterà pressoché puntiforme, a parte eventuali apparizioni di code o strisciate dovute al funzionamento del CCD.

Si passa quindi alla fase fine (fase 2). Si inquadra una stella meno brillante, di magnitudo 3 o 4, e tale che, con un tempo di esposizione di 50-100 ms e senza operare il binning (1x1), non saturi la risposta del CCD (questo punto va tenuto ben presente!), si ritaglia un'area di circa 50x50 pixel centrata sulla stella. Si imposta la ripresa in modo da riprendere un'immagine di seguito all'altra ed anche in questo caso il tempo che trascorre tra una visualizzazione e la successiva dovrebbe risultare dell'ordine di 1" e si deve ricordare di far trascorrere il tempo necessario allo smorzamento delle vibrazioni. A questo punto, le tecniche di corretta messa a fuoco possono variare e di seguito ne descriverò tre:

 

Figura 1. FWHM(x). A sinistra l'immagine ingrandita di una stella con il tracciamento della linea orizzontale parallela all'asse x dell'immagine passante per il picco di luminosità. A destra, in verde, l'andamento della luminosità lungo tale linea. Il FWHM(x) è rappresentato dal valore medio delle distanze delle ascisse dei due punti in cui la funzione luminosità è uguale alla metà di quella di picco da quella del punto di picco.

 

1. Se nella ripresa in modalità focus il software di controllo della camera CCD fornisce le informazioni relative al FWHM (Full-Width-Half-Mean) dell'immagine stellare, generalmente dati per i due assi x e y dell'immagine (vedi figura 1), allora si puó utilizzare tale parametro per la messa a fuoco. Il parametro rappresenta la distanza media dal picco di luminosità dell'immagine della stella dei punti, lungo le direzioni x e y, in cui la luminosità assume valore pari alla metà di quella che si registra nel picco. Poiché la posizione del fuoco corrisponde alle minime dimensioni dell'immagine stellare, risulta ragionevole concludere che coincide con quella per cui si registrano i minimi valori delle FWHM(x) e FWHM(y). Con questa tecnica occorre prestare notevole attenzione alla condizione di non saturazione dell'immagine stellare; inoltre è buona norma controllare il valore raggiunto nel picco (in genere il parametro max): le cadute potrebbero essere dovute alla persistenza di oscillazioni o alla turbolenza atmosferica. Questa tecnica di messa a fuoco ha la prerogativa di essere quasi completamente strumentale e numerica con una minima influenza della percezione visiva di controllo sull'immagine stellare - che pure è disponibile sullo schermo.
   
   

Figura 2. Lo schemo con i due fori appare nella sua posizione naturale , sulla parte anteriore del paraluce del telescopio.	Figura 3. Da sinistra a destra ci si approssima sempre piú alla posizione in cui la messa a fuoco è corretta.

2. Ci si avvale di uno schermo che viene posto di fronte allo strumento in cui, da parti opposte, a distanza di circa 0.7 raggi dal centro, sono stati praticati due fori di 4-6 cm di diametro (vedi figura 2). Se la messa a fuoco non è perfetta, le due immagini risultano sdoppiate, mentre si avvicinano nel caso che ci si sposti nella direzione corretta (vedi figura 3). Quando il piano del sensore coincide con il piano-immagine le due immagini stellari coincidono. Anche in questo caso è buona norma controllare i parametri max e FWHM forniti dall'interfaccia software per evitare errori grossolani.
   
   

Figura 4. La crociera doppia, costruita in legno di balsa, è posta sulla porzione anteriore del paraluce. Talvolta, dopo la messa a fuoco, viene lasciata in tale posizione anche durante la fase di osservazione - in tal caso le immagini presentano le caratteristiche linee di diffrazione.

3. Si utilizza una crociera artificiale sdoppiata realizzata in materiale leggero - perché non produca danni nel caso dovesse cadere accidentalmente sull'ottica - che viene posta davanti allo strumento (vedi figura 4). Le dimensioni delle asticelle con cui viene realizzata possono essere di 1.5-3.0 mm di spessore e di 15-30 mm di altezza e le due asticelle parallele che compongono ciascun asse della croce devono essere poste ad una distanza di 25-40 mm. Quando l'immagine non è a fuoco le linee di diffrazione generate dall'immagine stellare lungo i due assi appaiono sdoppiate, mentre coincidono perfettamente ed in modo chiaro quando si raggiunge la corretta posizione focale (vedi figura). Anche in questo caso il controllo è prevalentemente visivo ma avviene lungo due direzioni, minimizzando l'effetto di errori che si possono avere controllando un solo asse dell'immagine ottica; tuttavia è sempre bene considerare il controllo dei parametri numerici. Questa è la tecnica che adotto normalmente e che preferisco anche per la maggiore rapidità con cui si riesce ad ottenere una messa a fuoco ottimale.
   
   

Figura 5. La sequenza presenta le immagini di diffrazione di una stella come appaiono in posizioni progressivamente sempre piú prossime al fuoco corretto da a ad f.

 

Inoltre, a causa di leggeri spostamenti delle componenti ottiche o di un impercettibile scorrimento del focheggiatore - che sopporta il peso della camera CCD! - può risultare necessario di procedere piú volte alla messa a fuoco nel corso di una stessa seduta di osservazione.

Enrico Prosperi -- Email: e.prosperi_at_alice.it  Professore di Elettronica e Telecomunicazioni  Istituto Tecnico Industriale "Silvano Fedi" - via Panconi 39 - 51100 Pistoia - Italy

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